參與世界最大天文臺合作計畫，懷抱夢想的天文學家賴詩萍博士

本文轉載自中央研究院研之有物，泛科學為宣傳推廣執行單位。

• 採訪撰文／歐柏昇
• 美術設計／蔡宛潔

訪問事件視界望遠鏡計畫成員

事件視界望遠鏡（EHT）2022 年 5 月公布人馬座 A 星（Sagittarius A*, Sgr A*）的黑洞照片，終於揭開銀河系中心超大質量黑洞的面紗。黑洞觀測仰賴特長基線干涉技術（VLBI, Very-long-baseline interferometry），從硬體設備的建造到成像工作，每一步驟都大有學問。中央研究院「研之有物」專訪院內天文及天文物理研究所副研究員淺田圭一，他直接參與了本次黑洞影像的工程，以下讓我們一起深入瞭解！

首先介紹淺田圭一（Keiichi Asada）副研究員，他是事件視界望遠鏡計畫的成員，2009 年延攬來臺灣中研院天文所，從事次毫米波段的 VLBI 研究。

淺田圭一對於 EHT 陣列的格陵蘭望遠鏡（GLT）貢獻良多，完整參與了 GLT 望遠鏡的選址與建造，目前他在計畫中負責管理黑洞觀測。此外，淺田圭一也是人馬座 A 星成像團隊的一員，因此對於影像處理的細節相當瞭解，我們將透過訪問，逐漸揭開銀河系中心黑洞照片背後的秘密。

會隨著時間改變結構的銀河系黑洞：人馬座 A 星

早在 2017 年，事件視界望遠鏡就同時完成 M87 和人馬座 A 星兩個黑洞的觀測。為何 M87 黑洞影像在 2019 年就公布，然而人馬座 A 星卻要多等三年呢？

淺田圭一說，研究團隊在 2018 年取得數據的時候，很快就發現 M87 的數據處理容易得多。人馬座 A 星的成像之所以困難，其中有個關鍵因素，是它的周圍結構隨著時間變化非常迅速。

電波干涉儀觀測的原理，是利用望遠鏡之間兩兩一組構成的「基線（baseline）」，測量訊號抵達的時間差，來建構出天體的長相。觀測的時候，每條基線可填入一個資料點。由於地球會自轉，隨著時間的推移，望遠鏡以不同角度接收天體訊號，資料點也愈來愈多，就像是相機長曝光一樣，可以填入愈來愈多的資訊，提高影像品質。

淺田圭一解釋，長曝光的時候目標不應該移動；如果曝光過程中，觀測目標變化很大，就會很難成像，而人馬座 A 星就是這種情況。

一張花費五年的照片，科學家在做什麼？

這張黑洞影像的產生耗費了五年，是個浩大的工程。淺田圭一說明，從觀測到產出這張照片，共歷經四個階段的主要任務：觀測（observation）、訊號相關（correlation）、校準（calibration）、成像（imaging）。

觀測（observation）

2017 年，八座望遠鏡共同完成了人馬座 A 星的觀測，而中研院參與了其中三座望遠鏡的建造與營運。

觀測的時候，望遠鏡接收宇宙中傳來的電磁波，轉換為數位訊號（00、01、10、11），記錄在硬碟中。由於事件視界望遠鏡的各個測站距離遙遠，必須先分別將數據儲存下來，用飛機運送到美國麻省理工學院（MIT）和德國馬克斯·普朗克研究所（Max Planck Institutes）。這兩個機構擁有超級電腦，可進行下一步的運算。

為何要用飛機傳送數據呢？淺田圭一開玩笑說：「當然也可以用船！」真正的原因是黑洞的觀測資料非常龐大，每座望遠鏡每秒可生成 4 GB 的資料，一次觀測的資料總量高達 5 PB。加上有些測站地理位置偏遠，網路傳輸非常不便。例如其中一個測站是南極望遠鏡，只有非常慢的衛星網路，於是這麼龐大的資料只能靠飛機實體傳輸。

訊號相關（correlation）

研究機構收到飛機運來的硬碟之後，利用超級電腦進行「訊號相關」的步驟。電波干涉需要計算多組望遠鏡之間接收訊號的時間差，因而需把來自各地的數據關聯在一起。

這個步驟在 2018 年完成，大約花了一年時間。淺田圭一說，研究團隊不希望有任何錯誤，所以每個步驟都很仔細檢查，不斷發現問題，又回去修正，因此耗費很多時間。

校準（calibration）與成像（imaging）

完成訊號相關之後，還需要校準，將原始數據轉換為能量的物理單位。研究團隊使用兩種不同的指令流程來校準（註1），確認結果一致。

電波干涉儀所測得的數據，並不是直接的「照片」，而是影像經由傅立葉轉換後的結果。下圖稱為 uv 平面（uv plane），用來表達電波天文影像經傅立葉轉換後的空間。

若要直接解出影像，電波觀測的數據需要完全填滿 uv 平面，但是現實中無法做到，只能盡可能取得 uv 平面上的資訊，進而根據既有資料，運用模擬來還原影像。總之，成像是個需要技巧的艱難任務。

重建黑洞影像：步驟複雜的艱難任務

淺田圭一說明，重建影像的方法很多，並且有眾多參數可調整。以 VLBI 觀測黑洞，uv 平面的數據肯定無法收滿，故一開始的觀測數據可產生非常多種影像，其中有些是環狀，有些是點狀。面對這麼多種可能性，科學家如何理出頭緒？

成像工作的重點，在於有技巧的「逆推」。為了找出 uv 數據和黑洞影像的相關性，要先「訓練」一個優秀的影像重建模型。訓練模型要先找出優良的參數，使得影像和數據結果最吻合，尋找優良參數需要依靠電腦模擬，從假設的幾何結構產生假想的數據。

在分析真實數據之前，研究團隊先拿電腦生成的假想數據來「訓練」重建影像的程式。這個「訓練」過程會嘗試非常多的參數組合，並檢驗程式生成的影像是否符合原先假設的幾何結構，藉此挑選出一些優良的參數組合。

找出優良的參數之後，再將這些參數套用在真實觀測數據上，開始重建真實的黑洞影像。

經由模擬找出的優良參數仍然不只一組，於是就有許多種和觀測數據吻合的影像。研究團隊並不是從中挑出唯一的影像，而是根據結構形狀把影像分為四種類型，並且取平均，得到最終公諸於世的那一張黑洞影像。

由於成像並非直觀的過程，所以科學家們各有不同的想法來成像。淺田圭一說，大家都知道成像很困難，雖然本質是國際合作，但是想法本身都是來自個人，所以這項任務也像是國際競爭，看誰能找出最好的解法。

2018 年取得數據之後，科學家嘗試很多方法來成像。大約在 2019 年底，就產生和最終結果多少相似的影像，但是研究團隊沒有十足把握，所以繼續微調、反覆確認，直到今（2022）年初，才終於得到有把握的黑洞影像。

對於事件視界望遠鏡的團隊而言，這幾年是個辛苦的歷程。他們每週都有橫跨亞洲、歐洲、美洲的線上國際會議，為了配合所有國家的時區，會議時間通常都在亞洲的晚上。淺田圭一說，對於年輕同事真是感到抱歉，他們週五晚上經常無法去放鬆 Happy，必須參與國際會議。

黑洞影像的背後，除了眾人之力，還需要先進的儀器

黑洞照片的產出仰賴眾多科技。除了軟體技術之外，若沒有先進的硬體設備，如此精密的觀測無法完成。淺田圭一認為，中研院在黑洞觀測的硬體設備上有兩大貢獻：

第一是數位轉換器（digitizer）。望遠鏡接收到的電磁波，需轉成數位訊號，才能進行下一步的數據處理。所有測站的數位轉換器都是由中研院完成，幕後功臣是天文所的江宏明研究技師。

第二是位於智利的阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（ALMA）。事件視界望遠鏡大部分的靈敏度都來自 ALMA，遠遠超過其他望遠鏡。

ALMA 本身是個由數十座望遠鏡構成的干涉儀，但是黑洞觀測要把 ALMA 當作單一的一座望遠鏡，和其他測站共同組成更大的干涉儀。欲達成此目標，需要添加特殊功能，確保 ALMA 內部每一個望遠鏡所接收的電磁波對齊。這就是國際合作的 ALMA Phasing Project 的任務，早在事件視界望遠鏡合作團隊組成之前，中研院天文所就參與了這個計畫。

由於電波干涉儀的基本原理，是運用各個測站訊號抵達的時間差，來還原天體影像，因此需要非常精確地測定時間。事件視界望遠鏡的同步器（synchronizer）是運用氫邁射（hydrogen maser）的原子鐘，每秒鐘具有 10^-13 的精確度，各個測站都需要裝設此配備。

原子鐘需要放置在很穩定的溫度和磁場下，以及無震動的環境中。氫邁射原子鐘的外面需要包裹三層的容器，確保設備高度穩定。事件視界望遠鏡的每個測站，都有專門放置原子鐘的位置。淺田圭一笑著說：電波望遠鏡放置原子鐘的房間裡有張椅子，那是他最喜歡的工作地點，因為最不容易受到干擾！

黑洞影像是眾多科學家協力完成的鉅作。精密硬體設備的每個部分，都是黑洞觀測不可或缺的利器。人馬座 A 星黑洞觀測完成之後，數據分析的工作也相當艱辛，耗費五年的時間才成功重建影像。一張「黑洞照」，絕不是曝光之後就會自動跑出來，而是集合眾人之力，以嚴密科學方法達到的成就。

註解

註 1：EHT 研究團隊使用兩套指令流程來校正數據：the CASA-based rPICARD pipeline、the HOPS-based EHT-HOPS pipeline

延伸閱讀

• 簡克志（2022）。〈為什麼拍到銀河系中心黑洞很重要？如何看見黑洞？黑洞 QA 大集結！〉，《研之有物》。
• 歐柏昇、簡克志（2021）。〈人類首張黑洞照片再升級！解讀 M87 星系黑洞偏振光影像與後續〉，《研之有物》。
• 銀河系中心。（2020 年）。中央研究院天文所季報《天聞》2020 年冬季號。 
• Event Horizon Telescope Collaboration, Akiyama, K., Alberdi, A., Alef, W., . . . Zhao, S. S. (2022). First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. III. Imaging of the Galactic Center Supermassive Black Hole. The Astrophysical Journal Letters, 930(2), L14.
• Event Horizon Telescope Collaboration, Akiyama, K., Alberdi, A., Alef, W., . . . Yamaguchi, P. (2019). First M87 Event Horizon Telescope Results. IV. Imaging the Central Supermassive Black Hole. The Astrophysical Journal Letters, 875(1), L4. 

本文轉載自中央研究院研之有物，泛科學為宣傳推廣執行單位。

• 採訪撰文｜歐柏昇
• 美術設計｜林洵安

為什麼要研究宇宙中的複雜分子？

生命如何在宇宙中起源？這是天文學家關注的一個大哉問，也許我們可以從星際中的複雜分子，獲得一些可能線索。「研之有物」團隊專訪中央研究院天文及天文物理研究所呂聖元副研究員，他長期研究天文化學，2020 年普查在獵戶座大星雲的恆星形成區，探測到 4 顆富含複雜分子的「熱微核」（hot corino），有助於釐清恆星誕生時周遭雲氣的化學演化。

尋找星際中的複雜分子

天文學家很早就知道，星際空間中存在著成分以氫氣為主的分子雲（molecular cloud）。到了 1960 年代，隨著電波天文學進展，學者們在分子雲中陸續偵測到新的分子訊號。這才發現，分子雲裡面除了氫氣，還摻雜著很多不同的分子。由於分子雲是恆星與行星系統誕生的地方，不禁讓人聯想，其中或許存在一些和生命起源有關的分子。

相較於簡單分子而言，由至少 6 個以上原子構成的有機分子，天文學家稱為「複雜有機分子」（complex organic molecules），可能和生命起源有更多連結。過去天文學家就試著尋找複雜有機分子，不過早期望遠鏡靈敏度低，所以起初偵測到的分子都較為簡單。

天文學家偵測星際雲氣中分子的方法，是量測分子的轉動光譜。氣態的分子有時轉得快、有時轉得慢，當分子在不同轉動模式變換時會發出或吸收光線，而這些具有特徵的光線就構成分子的轉動光譜。

為什麼複雜分子的訊號會比較微弱呢？呂聖元說主要原因有兩個：首先，複雜分子通常需要經歷很多化學過程才能形成，所以在星際雲氣中的豐度（註1）相對來說比較低。第二，簡單分子的轉動模式比較單純，複雜分子的轉動模式卻很多，使得每條輻射譜線的亮度相對微弱而更不容易觀測。

隨著天文儀器越來越靈敏，實驗室量測到、用來比對的分子光譜數量越來越多，科學家在星際偵測到的分子種類迅速增加，並找到更多結構複雜的分子。目前已偵測到的星際分子種類，從 50 年前的個位數，增加到最近的 200 多個。進入 21 世紀後，綠堤望遠鏡（GBT）以及阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（ALMA，中研院亦參與研發建造）等新儀器相繼上線運作，搜尋複雜有機分子的成果更是突飛猛進。

雖然目前已找到的複雜有機分子，尚未能直接連結到生命起源，不過天文學家繼續努力搜尋和生命有關的分子。例如，許多學者努力在星際間尋找「甘胺酸」（Glycine），甘胺酸是一種構造相對簡單的胺基酸，是構成人體蛋白質的成分之一，若能找到這種分子，有望幫助我們掌握生命起源的線索。

在獵戶座星雲偵測到新的「熱微核」

1990 年代找到的許多複雜有機分子，都是在大質量恆星誕生的區域發現，這些地方稱為「熱分子核（hot molecular core）」或者「熱核」。發現熱核之後，天文學家進一步想：在類似太陽系的小質量恆星誕生區，是否也能找到複雜有機分子呢？

2004 年起，科學家的確在小質量恆星誕生的區域，找到了一些複雜有機分子。這些天體比起「熱核」來說，不論是大小或是質量都要來得小，因此被稱之為「熱微核（hot corino）」。

呂聖元指出，不論「熱核」或是「熱微核」，所謂的「熱」，其實只是相對一般的雲氣來說比較高溫。一般分子雲只有大約絕對溫度 10 度（10K，約 -263 ℃），非常寒冷，而熱（微）核可達大約 100K 至 200K（約 -173℃ 至 -73 ℃）。在恆星形成的過程中，部分雲氣密度變高，同時被加熱，於是可在毫米波與紅外線波段看到比較亮的區域，而「熱微核」就是相對高溫的緻密區域。

2020 年，臺灣大學的博士生許世穎和呂聖元合作發表論文，登上《天文物理期刊》（The Astrophysical Journal），他們在獵戶座大星雲偵測到了 4 個新的熱微核！在此之前，已知的熱微核並不多，只有不到 20 個，主要出現在經常被觀測且已知的明亮恆星形成區。

呂聖元研究團隊採用全然不同的途徑，不去觀測已知的恆星形成區，而是像矇著眼睛般，普查獵戶座星雲中之前沒被發現、或是尚未被詳細研究過的恆星形成區域，結果就發現了裡面的熱微核。這項重要發現受惠於 ALMA 望遠鏡的高靈敏度，故可偵測到過去可能無法被看見的訊號。

事實上，幫助呂聖元團隊找到熱微核的這項 ALMA 觀測計劃，最初的目的並非尋找複雜有機分子，在呂聖元團隊看過光譜之後，才發現熱微核就在其中，可說是意外的驚喜。

那麼，偵測到新的熱微核意味著什麼？

宇宙中可能更普遍存在複雜有機分子

熱微核並不是所有恆星形成區域都能看到，但是看不到熱微核的地方是真的沒有熱微核，或者只是我們「視而不見」呢？

呂聖元團隊研究發現，目前找到的熱微核，大多仍出現在總亮度相對比較亮的恆星形成區。為什麼比較亮的地方才看得到熱微核？許世穎和呂聖元等即將發表的新論文提供了解釋：明亮的原恆星附近輻射比較強，因此可造成範圍較大的熱區，使得熱微核較容易被看到。

呂聖元進一步說明，依照目前主流的了解，複雜有機分子經常在星際塵埃表面的冰晶形成。在熱區之中，冰晶中的分子得以揮發成為氣態，而能被人們透過分子轉動光譜觀測到。明亮的原恆星附近造成較大的熱區，可能就是比較容易觀測到熱微核的原因。

如果以上的解釋正確，就表示目前找到的熱微核數量，可能只是冰山一角。可能在更多的恆星形成區都有熱微核存在，只不過有些熱微核尺度不夠大，所以在目前儀器的靈敏度下沒能偵測到。

呂聖元團隊運用 ALMA 望遠鏡的高靈敏度觀測，確實已在一些過去沒有看到熱微核的地方，找到了較黯淡的熱微核，能夠支持以上的推論。也就是說，可能許多恆星形成區都有熱微核，或者說複雜分子的分布比原先想像更加普遍。

最近還有其他研究發現，在恆星誕生之前的冷雲氣中也偵測到複雜有機分子。也就是說，雲氣還沒有加熱之前，複雜有機分子就已經在氣態中。這表示可能有除了原恆星加熱外的其他管道將冰晶中的複雜有機分子釋放出來，或是有其他的化學反應機制來形成複雜有機分子。

持續尋找生命起源的線索

複雜有機分子與生命起源的關聯，雖然尚未有明確答案，但天文學家持續探討這類分子的相關形成機制。呂聖元團隊中的博士後研究員沙德培（Dipen Sahu），近期主導研究甘胺酸的同分異構物——氨基甲酸甲酯（Methyl carbamate）在熱微核環境的形成機制。這項研究考慮了相關的化學反應，利用天文化學模型，計算出恆星形成區此分子的含量，推導的結果與針對熱微核量測出的分子含量上限一致。

呂聖元也談到複雜有機分子與生命起源研究的展望。他認為，這些研究值得以跨領域的方向來發展。國外有些研究單位，已能結合冰晶實驗、化學、天文觀測來研究複雜有機分子，而國內的學者在各個相關項目也有專長。長遠來說，如果要研究生命起源，則需結合天文學與生物學的知識，朝著「天文生物學」的方向發展。

天文學家利用 ALMA 望遠鏡的高靈敏度、高解析度觀測，不但在星際中找到更多種類的複雜有機分子，也在更多恆星形成區發現了富含複雜有機分子的「熱微核」。這些分子最終能否留在它們的太陽系，還有很多關卡要過。未來更進一步的科學研究與發現，將能幫助人們釐清星際中的化學過程，繼續向前一步回答生命起源的大哉問。

註1：一般指該分子成分相對於氫分子（H₂）的數量。好比最常見的一氧化碳分子（CO），其在星際分子雲中的豐度大約是10^-4，也就是大約每 1 萬個氫分子才有 1 個一氧化碳分子。

延伸閱讀

• 呂聖元個人網站
• 許世穎、Dipen Sahu（沙德培）、呂聖元，〈外星生命先驅？—新生恆星周邊的有機化學〉，《自然科學簡訊》第 32 卷第 4 期，2020
• McGuire B. A. (2021). 2021 Census of Interstellar, Circumstellar, Extragalactic, Protoplanetary Disk, and Exoplanetary Molecules. arXiv (Accepted for publication in the Astrophysical Journal Supplements).
• Hsu, S. Y., Liu, S. Y., Liu, T.,. . . Zhang, Q. (2020). ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP). I. Detection of New Hot Corinos with the ACA. The Astrophysical Journal, 898(2), 107.
• Sahu, D., Liu, S. Y., Das, A., Garai, P., & Wakelam, V. (2020). Constraints of the Formation and Abundances of Methyl Carbamate, a Glycine Isomer, in Hot Corinos. The Astrophysical Journal, 899(1), 65.

• 文／林彥興（EASY天文地科團隊總編輯，就讀清大理學院學士班）

「一個哈伯不夠用，那你有試過來一百個嗎？」

哈伯太空望遠鏡可說是世上最著名的科學儀器之一。在它 1990 年升空的這三十年中，拍攝了無數令人嘆為觀止的宇宙奇景。然而，隨著時光流逝，垂垂老矣的哈伯剩下的時日恐怕已經不多。

倘若再次出現嚴重故障，可能就得和這座傳奇的天文望遠鏡永遠告別。好在，哈伯並非後繼無人，在今 (2021) 年十月韋伯太空望遠鏡升空之後，NASA 的下一個旗艦級太空望遠鏡，將以相仿的體型，卻百倍於哈伯的觀測能力幫助天文學家更深入了解宇宙的奧秘。它就是「南希．葛莉絲．羅曼太空望遠鏡 Nancy Grace Roman Space Telescope 」。

誰是羅曼？人稱哈伯之母的天文學家

在介紹望遠鏡之前，讓我們先來看看羅曼究竟是誰，居然偉大到讓 NASA 以她的名字命名下一代的旗艦級望遠鏡。

南希．葛莉絲．羅曼 (1925-2018) 是著名的美國天文學家。在二十世紀前葉，科學界中的性別不平等遠比現在嚴重。但她仍然努力撐過他人的冷眼與勸退，選擇攻讀天文並在取得博士學位後，在恆星分類、星團運動等領域貢獻卓越。

1959年，羅曼到 NASA 任職，並從此長年擔任 NASA 的首席天文學家。在她任職的時代，太空科技才剛剛起步，人們對太空望遠鏡的概念也相當陌生。但羅曼憑著她的遠見，參與、主持了許多 1960 與 1970 年代 NASA 的太空望遠鏡計畫，並四處為這些計畫籌措資金，為現代太空望遠鏡的蓬勃發展打下基礎。

同時，她也推動 NASA 將觀測到的資料開放給全世界使用，最終讓天文界開放資料的文化延續至今。她對 NASA 太空望遠鏡計畫的卓越貢獻，最終讓她獲得「哈伯之母」的美譽。

我要一個打一百個！羅曼的超廣視野

在被命名為羅曼太空望遠鏡之前，這個望遠鏡計畫名為「廣域紅外巡天望遠鏡
WFIRST 」。顧名思義，這是一台觀測可見光與近紅外線，用於進行廣域巡天——也就是觀測大範圍天空——的望遠鏡。預計將在 2020 年代中期發射，與蓋亞、韋伯等前輩一起運行於日地第二拉格朗日點。

在望遠鏡的構造上，羅曼與哈伯太空望遠鏡相當類似，都使用一面直徑 2.4 公尺的主鏡。但得益於三十年來的科技進步，同樣是 2.4 公尺的主鏡，性能卻大不相同。

首先，利用先進的新式材料，羅曼的主鏡重量僅有哈伯的兩成，約 186 公斤重。再者，為了增加鏡片的反射率，一般的望遠鏡都會在鏡片的表面鍍上一層高反射率的金屬。比如哈伯太空望遠鏡的鏡片表面，就鍍上了一層約 850 奈米厚的鋁。但鋁雖然能夠很好的反射可見光與紫外光，對紅外線的反射率卻不夠理想。因此作為一個觀測近紅外線為主的望遠鏡，羅曼的主鏡片表面鍍上了厚度 400 奈米的銀，讓它能夠更好反射來自宇宙深處的黯淡紅外線。

但單純只是反射還不夠，想要得到清晰的影像，就得精確的讓光線聚焦到正確的位置。因此，望遠鏡需要非常精密的拋光。羅曼的主鏡在拋光完成後，鏡片表面的平均起伏僅有 1.2 奈米。這有多平整呢？如果我們將鏡片放大到跟地球一樣，那它表面的起伏將僅有 6 毫米高！

最後，當光線經過一連串複雜的鏡片聚焦之後，將匯聚到羅曼的相機—— 3 億像素的「廣域儀器 Wide Field Instrument 」上，轉化為影像資料後送回地球讓天文學家分析。在這一整套光學系統的合作下，羅曼太空望遠鏡保有與哈伯相同解析度的情況下，擁有視野一百倍以上的超廣視野！

視野超大，然後咧？

誒不過話說回來，視野廣大有什麼用呢？

望遠鏡不是要讓我們去看更暗、更小的東西用的嗎？視野變大了，解析度卻沒有提升，這樣真的算是有進步嗎？

當然有囉！

在大家的印象中，天文學家好像總拿著望遠鏡，鉅細靡遺的觀察、研究某個天體。這當然是其中一種重要的方式，但並不是天文研究的全貌。其實在真正的天文物理研究中，很多天文學家想知道的並不是特定天體的特性（比如仙女座銀河有幾根懸臂、有多少顆恆星），而是藉由大量普查宇宙中該種天體的基本性質，然後在海量的資料中尋找擁有科學價值的寶藏。

覺得這像有字天書嗎？沒關係，我們舉個比較親民的例子。

如果你今天想知道新課綱對孩子們的學習成效如何，你會怎麼做呢？也許你可以找幾個孩子出來談談，仔細地問問他們對新課綱的想法。就像那些鉅細靡遺的研究特定目標的天文學家一樣；但你也可以用更宏觀的方式，比如看看他們全體的考試成績或補習花費，來了解新課綱的影響。

同理，對宇宙學家與星系天文學家來說，羅曼太空望遠鏡的廣大視野，讓他們可以在相同的時間內拍攝更廣的天空，或是在對同一片天空拍攝更久的時間，以看見更暗的天體。

當羅曼升空之後，將會拍攝早期宇宙中數以百萬計的大量星系與超新星，並對其中一部份進行更詳盡的光譜分析，藉由觀測這些星系的紅移、位置分佈、形狀、亮度、大小⋯⋯等等資訊，可以回推出宇宙膨脹歷史（與暗能量有關）、星際間暗物質的分佈（利用重力透鏡效應）、尋找早期宇宙中的特殊星系、甚至是幫忙測量本星系群之中的恆星移動。

另一方面,系外行星學家也對它充滿期待。羅曼太空望遠鏡將藉由兩種方式來偵測系外行星：

一個是藉由「微重力透鏡 Microlensing 」效應。當一顆恆星通過一個背景光源時，恆星的質量會扭曲周圍的時空並匯聚後方的光源，使得背景光源看起來像在短時間內快速的變亮、然後又恢復原狀，而且亮度變化的曲線有相當明顯的特徵。而如果這顆恆星旁邊有行星環繞，那行星的質量也將對亮度曲線造成影響。天文學家就能藉由分析亮度的變化曲線，來探測系外行星的存在。

第二個重點，羅曼將攜帶最先進的日冕儀 (CGI)，直接拍攝系外行星與原行星盤。

甚麼是日冕儀呢？顧名思義，它最早是為了研究太陽的日冕而發明的儀器。由於平常的太陽實在太亮，使得旁邊相對黯淡的日冕相當難以觀測，因此科學家發明了日冕儀，藉由複雜的光學系統，遮擋住視野中心來自太陽的強光，才能好好的拍攝、研究黯淡的日冕。

而系外行星的探測中，由於系外行星本身又小又暗、又非常靠近明亮的母恆星，想要直接拍攝到他們，就像要你直視著汽車頭燈，然後尋找頭燈旁的蚊子一樣困難。因此，天文學家必須借助日冕儀的力量才能夠直接拍攝到它們。

而羅曼搭載的光譜儀，將更進一步利用各種特殊的光學元件，以及類似調適光學技術中採用的可變形鏡片，利用破壞性干涉來消除主恆星的光線，讓我們能看到主恆星旁 邊，比恆星暗數百萬倍的系外行星。並進一步研究它們的光譜，看看他們溫度多高、 是由甚麼組成、讓我們更加了解這些外星世界。 

結語：值得期待的未來

作為韋伯之後的下一款大型光學太空望遠鏡，天文學大尺度與小尺度的問題羅曼通通包辦。它將能夠以哈伯等級的解析度，拍攝廣大宇宙中數以百萬計中的星系來研究宇宙學與星系演化；同時，它搭載的新一代日冕儀將能讓我們更清楚的直接拍攝系外行星。羅曼太空望遠鏡將產出哪些令人驚艷的資料？又將如何協助我們揭開宇宙的神秘面紗？就讓我們拭目以待吧！

參考資料

1. STSCI, Roman. Nancy Grace Roman Space Telescope
2. Roman Space Telescope NASA 官網. Roman Space Telescope/NASA
3. 主鏡製造商 Nancy Grace Roman Space Telescope 
4. Roman Lecture Series
5. 初稿：【時事新聞】羅曼太空望遠鏡的鍍銀主鏡